Amostra Distribuição dos Índices
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Galáxias Elípticas: Classificação Espectroscópica e Ambiente Muryel Guolo, Orientador: Abilio Mateus UFSC, Brazil Resumo Galáxias são usualmente classificadas de acordo com seus aspectos mor- fológicos em duas principais classes: Galáxias elípticas e galáxias espirais. Nesse trabalho, nós partimos de uma amostra de galaxias do SDSS classi- ficadas como elípticas pelo Galaxy Zoo, e usamos o diagrama de linhas de emissão WHAN para classifica-las de acordo com o mecanismo de ionização responsável pela presença das linhas nos espectros. Nossos resultado mostram que galáxias com essa morfologia sem em sua maioria "aposentadas"(retired ), ou seja, sem formação estelar recente, que podem ser divididas duas classes de acordo com a presença ou ausência de linhas de emissão. Nós usamos os índices de Lick Hδ A and Fe4531, alem da quebra em 4000 Å, D n (4000), par amostrar que existem diferenças significativas nos populações estelares das galáxias dessas duas classes de galaxias aposentadas. Por fim, propomos que tais diferenças podem ser explicadas por parâmetros relacionados com o ambiente em que as galaxias estão localizadas. Amostra Nossa amostra consiste em galáxias do Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey (York et al. 2000), para quais temos classificação morfológica do pro- jeto Galaxy Zoo. As galáxias foram selecionadas pelo seguintes parâmetros: Mr ≤-20.45, r ≤ 17.77, μ 50 ≤ 24.5, 0.04 ≤ z ≤ 0.095; Alem disso, todas as galáxias tem a probabilidade de serem elípticas maior que oitenta porcento. Esses parâmetros resultaram numa amostra primaria de 15.625 galáxias. Classificação - WHAN Diagram Nós utilizamos o diagrama de linhas de emissão WHAN (Cid Fernandes et al. 2011) para classificar as galáxias de acordo com os mecanismos responsáveis pela presença de linhas no espetro. O diagrama WHAN usa razões de fluxo e larguras equivalente das linhas de emissão H α e [NII ] para classificar as galáxias - somente galáxias com S/N > 3.0 para ambas as linhas - em cinco classes: Pure Star-formation (SF), Strong (sAGN) and Weak (wAGN) AGN, Emission Line Retired (ELR) and Lineless Retired (LLR). Fig. 1: Diagrama WHAN para a amostra de galáxias elipticas com S/N > 3.0, colorido por classes. A maioria das galáxias elípticas são galáxias retired (aposentadas)!! Índices de Lick e D n (4000) Para procurar por diferenças nas populações estelares das duas classes mais comuns dentre as galáxias elípticas(ELR e LLR) nós utilizamos os índices de Lick (Worthey et al. 1994) Hδ A e Fe4531 e a descontinuidade em 4000 Å, D n (4000). Eles são, respectivamente, maneiras de medir a formação este- lar recente, a metalicidade estelar, e a idade estelar das galáxias (Kauffmann et al. 2003). Os índices foram calculados por um script escrito em um projeto de iniciação cientifica anterior. Fig. 2: D n (4000) no espectro de uma galáxia. Fig. 3: Linha de absorção medida pelos índices de Lick. D n (4000) é definido como o quoci- ente da média do fluxo depois (4050 - 4150) Å e antes (3900 – 4000 Å) de 4000 Å: D n (4000) = hF + i hF - i Hδ A e Fe4531 são índices de Lick e portanto são medidos pela largura equivalente de suas respectivas li- nhas de absorção Hδ A band line: 4083 - 4122 Å. Fe4531 band line: 4514 - 4559 Å. Distribuição dos Índices Fig. 4: Distribuiçao do D n (4000), Hδ A e Fe4531 para as classes ELR e LLR. Os pontos com barras de erro são as medianas e os pontos de 25 % e 50 %. Na Fig. 4, o histograma de D n (4000) mostra que quase todas as LLR são galáxias velhas (D n (4000) > 1.6 ), no entanto as ELR têm um gap de idades mais distribuída, assim existem ELR tão velhas quanto as LLR mas existem também uma grande quantia de galaxias jovens na classe das ELR. A partir do histograma de Hδ A uma analise similar pode ser feita, as galá- xias LLR sâo menos distribuídas, a maioria são galaxias sem formação estelar recente (i.e. Hδ A < 0), e novamente uma aprte das ELR são similares as LLR e outra parte têm formação estelar recente. No índice Fe4531 as diferenças são muito menores, as galáxias ELR são apenas um pouco menos metálicas. Ambiente A ideia central era de que tais diferenças nas galáxias da classe ELR pudessem ser causadas por diferenças no ambiente dessas galáxias. Para buscar por tais diferenças nós usamos o catalogo de grupos de Yang et al. (2007, 2012) para obter a massa do halo do grupo, M H , em que a galaxia esta contida. Fig. 5: Esquerda: Distribuição de M H para ELR e LLR; Centro: Distribuição de D n (4000) para ELR divididos em dois grupos, log M H > 13.0 e log M H < 13.0. Direita: Distribuição de D n (4000) para LLR divididos pelos mesmos parâmetros. Do painel esquerdo da Fig. 5 pode-se ver que as ELR e as LLR têm, em geral, uma distribuição similar em termos de valores de M H , mas o painel central mostra que existem diferenças no índice D n (4000) das ELR que estão relacionados com M H , pois existem mais galaxias mais jovens em ambientes menos massivos. No entanto, para LLR esse efeito não existe, como mostrado no painel direito: independente dos valores de M H as galáxias LLR têm uma população estelar mais velha. Fig. 6: Esquerda: Distribuição de M H para ELR dividido por D n (4000). Direita: Fração de D n (4000) > 1.6 e D n (4000) < 1.6 por M H para ELR. A relação entre a idade das popu- lações estelares e o ambiente das ga- láxias se torna mais clara pela Fig. 6, onde a fração de galáxias com D n (4000) > 1.6 aumenta com o au- mento de M H . O que se mostra é que galáxias em ambientes densos e massivos tiveram mais interações com outros objetos no passado, acelerando sua evolu- ção e conseqüentemente consumindo seu gás, dessa forma a maioria des- sas galáxias já consumiram todo seu gás se tornando galaxias aposentadas com uma população estelar majori- tariamente velha. Para aquelas em ambientes menos massivos, onde al- gum gás ainda sobrevive, as linhas de emissão são devido a fotoionização pela radiação vindo de sua população estelar velha. Referências Cid Fernandes R., Stasi ´ nska G., Mateus A., Vale Asari N., 2011, MNRAS, 413, 1687 Kauffmann G. et al., 2003, MNRAS, 341, 33 Worthey G., Faber S. M., Gonzalez J. J., Burstein D., 1994, ApJS, 94, 687 Yang X., Mo H. J., van den Bosch F. C., Pasquali A., Li C., Barden M., 2007, ApJ, 671, 153 Yang X., Mo H. J., van den Bosch F. C., Zhang Y., Han J., 2012, ApJ, 752, 41 York D. G. et al., 2000, AJ, 120, 1579
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Galáxias Elípticas: Classificação Espectroscópica e AmbienteMuryel Guolo, Orientador: Abilio Mateus
UFSC, Brazil
ResumoGaláxias são usualmente classificadas de acordo com seus aspectos mor-
fológicos em duas principais classes: Galáxias elípticas e galáxias espirais.Nesse trabalho, nós partimos de uma amostra de galaxias do SDSS classi-ficadas como elípticas pelo Galaxy Zoo, e usamos o diagrama de linhas deemissão WHAN para classifica-las de acordo com o mecanismo de ionizaçãoresponsável pela presença das linhas nos espectros. Nossos resultado mostramque galáxias com essa morfologia sem em sua maioria "aposentadas"(retired),
ou seja, sem formação estelar recente, que podem ser divididas duas classesde acordo com a presença ou ausência de linhas de emissão. Nós usamosos índices de Lick HδA and Fe4531, alem da quebra em 4000 Å , Dn(4000),par amostrar que existem diferenças significativas nos populações estelaresdas galáxias dessas duas classes de galaxias aposentadas. Por fim, propomosque tais diferenças podem ser explicadas por parâmetros relacionados com oambiente em que as galaxias estão localizadas.
AmostraNossa amostra consiste em galáxias do Data Release 7 do Sloan Digital SkySurvey (York et al. 2000), para quais temos classificação morfológica do pro-jeto Galaxy Zoo. As galáxias foram selecionadas pelo seguintes parâmetros:Mr ≤ −20.45, r ≤ 17.77, µ50 ≤ 24.5, 0.04 ≤ z ≤ 0.095; Alem disso, todasas galáxias tem a probabilidade de serem elípticas maior que oitenta porcento.Esses parâmetros resultaram numa amostra primaria de 15.625 galáxias.
Classificação - WHAN DiagramNós utilizamos o diagrama de linhas de emissão WHAN (Cid Fernandes et al.2011) para classificar as galáxias de acordo com os mecanismos responsáveispela presença de linhas no espetro. O diagrama WHAN usa razões de fluxoe larguras equivalente das linhas de emissão Hα e [NII ] para classificar asgaláxias - somente galáxias com S/N > 3.0 para ambas as linhas - em cincoclasses: Pure Star-formation (SF), Strong (sAGN) and Weak (wAGN) AGN,Emission Line Retired (ELR) and Lineless Retired (LLR).
Fig. 1: Diagrama WHAN para a amostra de galáxias elipticas com S/N > 3.0, colorido por classes.
A maioria das galáxias elípticas são galáxias retired(aposentadas)!!
Índices de Lick e Dn(4000)Para procurar por diferenças nas populações estelares das duas classes maiscomuns dentre as galáxias elípticas(ELR e LLR) nós utilizamos os índicesde Lick (Worthey et al. 1994) HδA e Fe4531 e a descontinuidade em 4000
Å, Dn(4000). Eles são, respectivamente, maneiras de medir a formação este-lar recente, a metalicidade estelar, e a idade estelar das galáxias (Kauffmannet al. 2003). Os índices foram calculados por um script escrito em um projetode iniciação cientifica anterior.
Fig. 2: Dn(4000) no espectro de uma galáxia. Fig. 3: Linha de absorção medida pelos índices de Lick.
Dn(4000) é definido como o quoci-ente da média do fluxo depois (4050- 4150) Å e antes (3900 – 4000 Å) de4000 Å:
Dn(4000) =〈F+〉〈F−〉
HδA e Fe4531 são índices de Licke portanto são medidos pela larguraequivalente de suas respectivas li-nhas de absorção
HδA band line: 4083 - 4122 Å.Fe4531 band line: 4514 - 4559 Å.
Distribuição dos Índices
Fig. 4: Distribuiçao do Dn(4000), HδA e Fe4531 para as classes ELR e LLR. Os pontos com barras de erro são as medianas e ospontos de 25 % e 50 %.
Na Fig. 4, o histograma de Dn(4000) mostra que quase todas as LLR sãogaláxias velhas (Dn(4000) > 1.6 ), no entanto as ELR têm um gap de idadesmais distribuída, assim existem ELR tão velhas quanto as LLR mas existemtambém uma grande quantia de galaxias jovens na classe das ELR.
A partir do histograma de HδA uma analise similar pode ser feita, as galá-xias LLR sâo menos distribuídas, a maioria são galaxias sem formação estelarrecente (i.e. HδA < 0), e novamente uma aprte das ELR são similares as LLRe outra parte têm formação estelar recente. No índice Fe4531 as diferençassão muito menores, as galáxias ELR são apenas um pouco menos metálicas.
AmbienteA ideia central era de que tais diferenças nas galáxias da classe ELR pudessemser causadas por diferenças no ambiente dessas galáxias. Para buscar por taisdiferenças nós usamos o catalogo de grupos de Yang et al. (2007, 2012) paraobter a massa do halo do grupo, MH, em que a galaxia esta contida.
Fig. 5: Esquerda: Distribuição de MH para ELR e LLR; Centro: Distribuição de Dn(4000) para ELR divididos em dois grupos, logMH > 13.0 e log MH < 13.0. Direita: Distribuição de Dn(4000) para LLR divididos pelos mesmos parâmetros.
Do painel esquerdo da Fig. 5 pode-se ver que as ELR e as LLR têm, emgeral, uma distribuição similar em termos de valores de MH, mas o painelcentral mostra que existem diferenças no índice Dn(4000) das ELR que estãorelacionados com MH, pois existem mais galaxias mais jovens em ambientesmenos massivos. No entanto, para LLR esse efeito não existe, como mostradono painel direito: independente dos valores de MH as galáxias LLR têm umapopulação estelar mais velha.
Fig. 6: Esquerda: Distribuição de MH para ELR dividido porDn(4000). Direita: Fração de Dn(4000) > 1.6 e Dn(4000) < 1.6por MH para ELR.
A relação entre a idade das popu-lações estelares e o ambiente das ga-láxias se torna mais clara pela Fig.6, onde a fração de galáxias comDn(4000) > 1.6 aumenta com o au-mento de MH.
O que se mostra é que galáxias emambientes densos e massivos tiverammais interações com outros objetosno passado, acelerando sua evolu-ção e conseqüentemente consumindoseu gás, dessa forma a maioria des-sas galáxias já consumiram todo seugás se tornando galaxias aposentadascom uma população estelar majori-tariamente velha. Para aquelas emambientes menos massivos, onde al-gum gás ainda sobrevive, as linhas deemissão são devido a fotoionizaçãopela radiação vindo de sua populaçãoestelar velha.
ReferênciasCid Fernandes R., Stasinska G., Mateus A., Vale Asari N., 2011, MNRAS, 413, 1687Kauffmann G. et al., 2003, MNRAS, 341, 33
Worthey G., Faber S. M., Gonzalez J. J., Burstein D., 1994, ApJS, 94, 687Yang X., Mo H. J., van den Bosch F. C., Pasquali A., Li C., Barden M., 2007, ApJ, 671, 153Yang X., Mo H. J., van den Bosch F. C., Zhang Y., Han J., 2012, ApJ, 752, 41York D. G. et al., 2000, AJ, 120, 1579
